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    ¿Fue magnetizada la luna por plasmas de impacto?

    Flujo de plasma y evolución del campo magnético después de un impacto de formación de cuencas en la Luna. Las instantáneas se extraen a las 10, 50, 150, y 300 s después del impacto en el plano que contiene el vector de impacto (dirección −z), flujo de viento solar (dirección + z), y el FMI (dirección + x). La ubicación del impacto está en (x, y, z) =(0, 0, 1) Salón. Los paneles de la izquierda muestran la densidad del plasma (contornos de color) y la velocidad (flechas blancas, escalado a la velocidad y apuntando en la dirección del flujo). Los paneles del medio muestran la magnitud del campo magnético (contornos de color) y el vector (flechas negras, escalado a la magnitud y apuntando en la dirección del campo). Los paneles de la derecha muestran diagramas que destacan los factores que controlan la evolución del campo en cada instantánea. Las flechas marcadas con U y B son la velocidad del viento solar y la dirección del IMF, respectivamente. Crédito:Science Advances, doi:10.1126 / sciadv.abb1475

    La luna, Mercurio y muchos cuerpos parentales de meteoritos contienen una corteza magnetizada, que comúnmente se atribuye a una antigua dínamo de núcleo. Una hipótesis alternativa de larga data sugiere la amplificación del campo magnético interplanetario y el campo inducido de la corteza (campo de la corteza) a través del plasma generado a través de impactos de meteoroides. En un nuevo informe ahora publicado en Avances de la ciencia , Rona Oran y un equipo de investigación de los Departamentos de Ciencias de la Tierra y Planetarias, Geociencias y ciencia espacial en los EE. UU., Alemania y Australia demostraron que, aunque los plasmas de impacto pueden mejorar transitoriamente el campo dentro de la luna, los campos resultantes eran al menos tres órdenes de magnitud demasiado débiles para explicar las anomalías magnéticas de la corteza lunar. El equipo utilizó simulaciones magnetohidrodinámicas y de impacto junto con relaciones analíticas en este trabajo para mostrar que la dínamo del núcleo (y no los plasmas generados por el impacto de un asteroide) es la única fuente posible de magnetización en la luna.

    La dínamo lunar y la corteza lunar

    Los campos magnéticos generados inductivamente en un interior planetario fluido se generan mediante el proceso de dínamo. La luna actualmente carece de un campo magnético de dínamo central, pero a partir de la era de Apolo, Los científicos han demostrado que la corteza lunar contenía magnetización remanente. Según estudios, el campo de magnetización probablemente alcanzó decenas de microteslas hace más de 3.56 mil millones de años, sin embargo, el origen de las anomalías de la corteza lunar más fuertes y su fuente de magnetización siguen siendo misterios de larga data. Los estudios anteriores implican la existencia de un mecanismo de dínamo no convectivo fundamentalmente diferente en la luna.

    Más específicamente, la hipervelocidad resultante de los impactos de asteroides puede vaporizar e ionizar los materiales de la corteza lunar para liberar plasma directamente al viento. Dado que las anomalías más grandes y más fuertes de la corteza lunar se encuentran directamente en las antípodas (sitios geográficos) de cuatro cuencas grandes jóvenes, los investigadores plantean la hipótesis de que los plasmas de impacto han engullido la luna y comprimido el campo magnético interplanetario (IMF) para provocar un campo cortical mejorado en la antípoda. Oran y col. abordó las brechas existentes mediante la introducción de modelos autoconsistentes de plasmas y campos magnéticos posteriores al impacto para explicar la difusión y disipación del campo dentro de la luna, junto con consideraciones analíticas revisadas. Para lograr esto, el equipo combinó simulaciones de física de choque de excavación de cuencas y generación de vapor con simulaciones magnetohidrodinámicas (MHD).

    Flujo de plasma dependiente del tiempo y evolución del campo magnético después de un impacto de formación de cuenca en la Luna. La película muestra la evolución después del impacto descrito en el Caso 1 (escenario base) en un plano que contiene el vector de impacto (dirección –z), el flujo del viento solar (dirección + z) y el FMI (dirección + x). La ubicación del impacto está en (x, y, z) =(0, 0, 1) Salón. El panel de la izquierda muestra la densidad del plasma (contornos de color) y la velocidad (flechas blancas, escalado a la velocidad y apuntando en la dirección del flujo). El panel derecho muestra la magnitud del campo magnético (contornos de color) y el vector (flechas negras, escalado a la magnitud y apuntando en la dirección del campo). Crédito:Science Advances, doi:10.1126 / sciadv.abb1475

    Simulando el lavabo Imbrium

    Los científicos utilizaron el código de física de choque iSALE-2-D para realizar simulaciones de formación de cuencas de impacto, un multimaterial, código multireología en dos dimensiones (2-D). También condujeron simulaciones 3-D MHD (magnetohidrodinámicas) que incluían la interacción de la luna, el viento solar y el vapor. Durante las simulaciones MHD, Oran y col. utilizó el código Block Adaptive Tree Solar-Wind Roe Upwind Scheme (abreviado BATS-R-US), capaz de modelar la evolución del campo magnético dentro de los cuerpos resistivos. Luego se enfocaron en la cuenca Imbrium de la luna, también conocida como el ojo derecho del legendario hombre de la luna; formado a través de una colisión de asteroides o protoplanetas. La región antípoda del Imbrium contiene actualmente algunas de las anomalías magnéticas más fuertes observadas desde la órbita. Simularon el método de formación de cuencas basado en impactadores, incluida la generación de vapor y la excavación de cuencas. El plasma de impacto en expansión de la simulación creó una cavidad magnética y mejoró el campo magnético interplanetario (IMF) en su periferia, haciendo que el IMF llevado por el viento se apile contra el vapor.

    Campo magnético en el momento de campo máximo para la simulación. (A) Vista en 3D a los 50 s después del impacto. La superficie esférica del centro es la superficie lunar. La superficie amarilla transparente es una iso-superficie de densidad de 107 cm − 3, aproximando la forma de la periferia de la nube. Los contornos de color muestran el campo magnético en la superficie lunar y en los planos x-zy y-z, y los contornos negros muestran la distancia centrada en la Luna en radios lunares, Rm. El punto de vista se eligió para pasar por alto la zona antípoda del impacto (cruz roja). (B) Campo magnético en función del tiempo. (Arriba) Campo medio dentro de la Luna en función del tiempo. (Abajo) Campo máximo encontrado dentro de la corteza (5% superior del radio de la Luna) en función del tiempo. Crédito:Science Advances, doi:10.1126 / sciadv.abb1475

    Estudiar el espacio de parámetros de diferentes escenarios de impacto.

    En primer lugar, Las capas exteriores resistivas de la luna destruyeron el flujo magnético a una tasa comparable a la tasa de expansión del vapor. Esta tasa de pérdida del campo magnético fue consistente con estimaciones teóricas que contribuyeron a eliminar la energía magnética del sistema. La difusión tridimensional del campo en la repisa y la corteza permitió que el campo se deslizara alrededor del núcleo en lugar de estar anclado dentro. Los resultados no indicaron la conservación de la energía magnética o la convergencia del campo. El trabajo indicó además que los campos amplificados por plasma no pueden explicar la magnetización de la corteza y la amplificación más fuerte ocurrió muy por encima de la superficie de la luna. Un mecanismo adicional que podría haber limitado el efecto antípoda fue la reconexión magnética, aunque el fenómeno no ocurrió debido a la ausencia de geometría de campo antiparalelo. Cualquier flujo magnético empujado hacia la antípoda se disipó dentro de la luna o fue adventado por el vapor.

    Evolución del flujo de plasma y del campo magnético después de cuatro escenarios de impacto diferentes (casos 2, 4, 6, y 7). Se muestran instantáneas de 50 s después del lanzamiento del vapor en las simulaciones MHD (tabla S1). La columna de la derecha muestra las condiciones iniciales, donde U y B son la velocidad del viento solar y la dirección del IMF, respectivamente. (A) Impacto en ceñida (caso 2). (B) IMF paralelo al del flujo de viento solar (caso 4). (C) Manto y corteza lunar con conductividades mejoradas (caso 6). (D) Vapor más frío y viento más rápido (caso 7). Crédito:Science Advances, doi:10.1126 / sciadv.abb1475

    Oran y col. simuló siete opciones adicionales para la detección de IMF (campo magnético interplanetario), incluida la velocidad del viento solar, impacto en la ubicación e impacto en las propiedades físicas de la nube, con diferentes combinaciones de parámetros. Utilizaron varios casos para explorar ubicaciones de impacto alternativas y orientaciones relativas del FMI y la velocidad del viento solar. La mayor amplificación general en la cresta se produjo en los casos en que la ubicación del impacto y la orientación relativa del FMI y la velocidad del viento solar fueron similares.

    Mejora del campo debido a la expansión del vapor en el viento solar

    Las simulaciones MHD (magnetohidrodinámicas) mostraron cómo la expansión del vapor mejoró el campo magnético interplanetario (IMF) transportado por el viento solar, presentando un obstáculo al viento, y provocando desaceleración y acumulación. La fuente de energía magnética IMF comprimida contenía energía cinética masiva del viento corriente arriba y el nivel de amplificación era consistente con las regiones acumuladas en los cometas y la ionosfera de Venus. mientras que es inferior a la relación de compresión IMF estimada para los plasmas de impacto en la luna. El equipo también descubrió que la resistividad de la corteza es el principal factor que inhibe la mejora del campo magnético dentro de la luna. La evolución del campo magnético se produjo en una estructura compleja como se refleja en las simulaciones, que conduce a la eliminación del flujo de la corteza y el manto superior, donde la corteza lunar redujo efectivamente la energía magnética al exponerse a una cavidad magnética. Este resultado inesperado se debió a la expansión de vapor que se produjo después del impacto, provocando que el campo magnético interplanetario entrante cambie de dirección y aísle gradualmente magnéticamente la luna del campo magnético interplanetario.

    El campo amplificado cortical máximo predicho en comparación con las paleointensidades de los campos que magnetizaron la Luna. Las flechas rojas marcan los campos mejorados máximos para cada uno de los ocho casos de simulación, cada uno de los cuales difiere en uno o dos parámetros de la línea de base (caso 1). De izquierda a derecha, estos son simulación de línea de base (caso 1), ubicación del impacto en el lado de la Luna contra el viento (caso 2), vapor de impacto más frío (caso 3), IMF paralelo a la velocidad del viento solar (caso 4), viento solar más rápido (caso 5), mayor conductividad de la corteza y el manto (caso 6), viento solar más rápido y vapor de impacto más frío (caso 7), y sin flujo de viento solar (caso 8). La línea sólida azul marca las paleointensidades mínimas requeridas. La línea sólida negra marca el campo interno inducido inicial utilizado en las simulaciones (30 nT; un límite superior extremo). La línea punteada negra marca el valor inicial más plausible (1 nT) basado en la media del vector de un FMI realista en hace 3,9 Ga. Crédito:Science Advances, doi:10.1126 / sciadv.abb1475

    La hipótesis del campo magnético amplificado por impacto es una alternativa principal a un origen de dinamo central de magnetización cortical en la luna y otros cuerpos interplanetarios. Sin embargo, este trabajo mostró cómo tales campos son demasiado débiles para explicar las fuertes anomalías de la corteza lunar y las paleointensidades de las muestras de Apolo. Oran y col. Por lo tanto, apoyamos la propuesta del paleomagnetismo lunar como un registro de la acción de la dínamo en la luna. Los plasmas de impacto aún pueden ser un mecanismo viable para magnetizar algunas regiones de la corteza si se forman en presencia de un campo de dínamo de núcleo preexistente en la luna. estas interacciones quedan por investigar más a fondo con simulaciones magnetohidrodinámicas.

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